Díky bohu za magnetická pole, která činí jinak poklidné Slunce zajímavým.
Na tomto Valném shromáždění nám Alan Title nabídl vzrušující pohled na dynamickou přechodovou vrstvu Slunce, jak ji pozorovala družice TRACE. Siločáry magnetického pole vyskakují z povrchu (fotosféry) do řídké koróny. Tato pole, osvobozená od svazujících podmínek husté fotosféry, projevují všechny možné deformace, které se dají spatřit (a vysledovat) prostřednictvím spektrálních přechodů vysoce ionizovaných atomů, jako je Fe IX, Fe XII a dokonce Fe XV. Zaznamenané snímky mají časové rozlišení 5 s a s tím, jak se tato pole vyvíjejí a Slunce rotuje, dostává se nám trojrozměrné pohyblivé podívané. Nyní si však vyberte jedinou magnetickou silotrubici a sledujte ji zpět až k bílému světlu fotosféry. Tam se stává sotva rozeznatelnou jasnou tečkou o velikosti menší než jedna úhlová vteřina, vklíněnou do prostoru mezi jednotlivými konvektivními granulemi. Rozlišit tyto magnetické prvky vyžaduje dobrou kvalitu obrazu a dokonalou optiku. Na doprovodné fotografii z Holandského otevřeného dalekohledu (Dutch Open Telescope) vidíme část klidného slunečního disku. Dá se najít několik málo magnetických objektů, jako jsou jasné skvrnky uhnízděné mezi granulemi. Všimněte si, jak malý zlomek povrchu zaujímají a jak jsou připoutány k tomu, čemu se říká intergranulární prostor. Pokud můžeme říci, mezi těmito magnetickými body a granulemi nedochází k žádné nebo jen k malé interakci. Konkrétně se nezdá, že by tyto magnetické jevy přenášely teplo do klidné fotosféry. Jinými slovy, základní klidná fotosféra není ovlivněna sluneční aktivitou, tj. přítomností magnetismu. A co 0,2% zvýšení celkové hustoty zářivého toku Slunce při slunečním maximu, které zjišťujeme z radiometrů satelitů? Jak to zapadá do výše zmíněné koncepce nulové změny teploty? Jak hustá fotosféra uvolňuje siločáry pole, ty se napřimují vzhůru. Směrem ke kraji slunečního disku, kde je vidět výš, se rozšířené magnetické prvky stávají viditelnými jako jasné fakule. Tyto fakule se stávají zdrojem 2% zvýšení slunečního výkonu. Tvůrci modelů, jako Sami Solanki a jeho kolegové (T. Wenzler et al.) ukázali, že signál celkové hustoty zářivého toku Slunce se dá skutečně odvodit nebo rekonstruovat z map magnetického pole celého slunečního disku (magnetogramů). Takový magnetismus může poskytnout postačující vysvětlení slunečních změn.  A co sluneční skvrny? V údajích o zářivém toku Slunce získaných pozorováními z vesmíru lze snadno zpozorovat zeslabující účinek těchto jevů. Jsou to krátkodobé události. Hank Spruit ukázal, že energie blokovaná skvrnami se může pomalu přenést do blízké fotosféry, ale pokud tomu tak skutečně je, výsledek je málo zřetelný a obtížně detekovatelný. Příbuzným měřením, které by mohlo zaznamenávat změny teploty ve vyšších vrstvách atmosféry, je studium ztemnění kraje slunečního disku. Problémem je zde granulační šum. Peter Foukal prováděl pozorování okrajového ztemnění slunečního disku a posunul hranici až asi k 0,1 %, ale ani on, ani ostatní nenašli žádné změny vztahující se k cyklu. Od roku 1974 jsme se my na Kitt Peaku pokoušeli využít tepelně citlivé Fraunhoferovy čáry uhlíku na vlnové délce 538,0 nm k měření proměnnosti Slunce jako hvězdy. Dostatek světla zajistil dobrý poměr signál/šum v určení síly této čáry. Zpočátku jsme se domnívali, že vidíme změny. Ale s tím, jak se zdokonalovaly naše pozorovací techniky, viděli jsme v našich údajích jen málo důkazů cyklické činnosti - nebo vůbec žádné. Valentine Penza z Římské observatoře pečlivě analyzovala stejná archivní data, která nyní sahají až do roku 2006. Když porovnává čáru C s blízkými čarami Fe a Ti, je vidět přítomnost aktivních oblastí. Hledala zbytky změn klidného Slunce, ale bez zřetelného úspěchu. Podle mého názoru je základní klidná atmosféra Slunce stálá v tom rozsahu, v jakém ji dokážeme měřit. Odhalení jejích výkyvů zůstává i nadále výzvou pro budoucí pozorování. Přeložila Jana OlivováOdpovědný redaktor Kongresových novin Michal Sobotka |
